Автор

Эдуард Вениаминович Важоров
Наблюдения звездного небав бинокль и подзорную трубу
Научно-популярное издание

Если Вам понравилась эта книга, можете поддержать или поблагодарить автора по Webmoney E359961316924, R573107892363 или Z669564604292, либо через Сбербанк на счет 42307810075041002180/39 Новочебоксарского ОСБ №8102/12. Принимаются предложения по рекламе в книге. Автор также принимает заказы на разработку и редизайн вебсайтов любой сложности (Perl, PHP, MySQL, Ajax). Мое портфолио см. на www.eproject.ru. Все замечания, пожелания или предложения читателей автор с удовольствием примет по адресам vazhorov@mail.ru иed@cheboksary.ruВерстка и подготовка иллюстраций - Эдуард Важоров.Все иллюстрации, авторство которых не указано, являются работами автора книги. Черно-белые фотографии объектов неба взяты из общедоступного онлайнового архива ESO Digitized Sky Survey (http://archive.eso.org/dss/). Фото неба на облож ... Читать дальше »

Лунные затмения

Время от времени Луна проходит через тень Земли. Тогда происходит лунное затмение. Очевидно, что лунное затмение может происходить только во время полнолуния. Вследствие наклона плоскости орбиты Луны к плоскости орбиты Земли вокруг Солнца Луна в момент полнолуния не всегда находится вблизи от точки пересечения орбит и каждое полнолуние затмение не происходит. Тем не менее, на Земле ежегодно происходят 2-3 лунных затмения и наблюдать их можно в любой точке того полушария, которое в тот момент обращено к Луне. Тень Земли состоит из двух областей - более темной области тени, созданной конусом с вершиной, направленной от Солнца, и области полутени, созданной конусом с вершиной, направленной к солнцу. Полутеневое лунное затмение на Земле практически не заметно и не представляет интереса.

Если только часть Луны проходит через область тени Земли, наступает частное лунное затмение. Наиболее захватывающее зрелище представляет собой полное лунное затмение, ко ... Читать дальше »

Солнечные затмения

Во время новолуний Солнце, Земля и Луна могут оказаться примерно на одной линии, и тогда на Земле наблюдается солнечное затмение. Вследствие наклона плоскости орбиты Луны к плоскости орбиты Земли Луна в момент новолуния не всегда находится вблизи от точки пересечения орбит Поэтому, солнечные затмения происходят не каждое новолуние, но, не менее 2 и не 5 пяти раз в году. Тень Луны на поверхности Земли имеет небольшие размеры. Поэтому, полные солнечные затмения наблюдаются не на всем дневном полушарии Земли, а в узкой полоске шириной не более 300 км. Тень Луны состоит из двух частей - собственно, полной тени, и полутени. На обширной территории полутени наблюдаются частные солнечные затмения. В зоне частного затмения Луна закрывает не весь диск Солнца, а только его часть. Степень покрытия Солнца Луной характеризуется фазой затмения.

Наиболее интересное и редкое явление - полное солнечное затмение. Чтобы его увидеть, необходимо специально отправиться ... Читать дальше »

Кометы (Часть 3)

Метод Морриса (М). В этом методе учитываются недостатки двух предыдущих: различие диаметров внефокальных изображений звезд сравнения и кометы первого метода и неравномерность поверхностной яркости фокального изображения кометы метода Сидгвика. В этом методе комета расфокусируется до момента достижения однородной поверхностной яркости ее изображения. Затем, яркость и размеры внефокального изображения кометы запоминаются, а звезды сравнения расфокусируются до достижения примерно таких же размеров. Далее, по памяти производится сравнение методом Нейланда-Блажко. Для достижения большей точности необходимо произвести оценку несколько раз и усреднить полученные значения.

Если ваш инструмент имеет достаточно большой предел фокусировки, а размеры головы кометы не очень велики, для оценки интегрального блеска кометы можно воспользоваться очень удобным методом Волохова-Бейера (BE). Для этого, изображения кометы и нескольких звезд сравнения последовательно вы ... Читать дальше »

Кометы (Часть 2)

Если комета находится еще достаточно далеко от Солнца, она будет выглядеть среди звезд размытым туманным пятном (кома), возможно, слегка вытянутой формы, с увеличением яркости к центру симметрии(ядро).

По мере приближения кометы к Солнцу из ядра кометы в направлении, противоположном Солнцу, появится и будет с каждым днем нарастать один, а возможно, и два хвоста. Хвост, более изогнутый относительно направления на Солнце, состоит из более тяжелых пылевых частиц, менее подверженных воздействиюсолнечного ветра - - потока протонов и электронов, движущихся со скоростью 300-400км/с. Более прямой и острый хвост состоит из газа, "сдуваемого" солнечным ветром.

Кометы чрезвычайно интересны тем, что буквально на ваших глазах могут меняться, выбрасывать сгустки вещества из ядра, менять структуру хвоста, вспыхивать и становиться ярче вопреки эфемеридам. Вы можете стать свидетелем интереснейшего явления, если будете регулярно следить за кометой на протяжен ... Читать дальше »

Кометы (Часть 1)

С древнейших времен люди связывали появление "хвостатых звезд" -комет, с грядущими переменами. Предки считали их посланцами богов, предвестниками несчастий, источниками эпидемий и стихийных бедствий. Сегодня каждый школьник знает, что кометы относятся к телам нашей Солнечной системы и представляют собой замерзшие глыбы льда из воды и газов с примесями минералов. При приближении к Солнцу, вследствие нагрева, из небольшого по размеру ядра (от нескольких сотен метров до десятков километров) разрастается гигантская атмосфера (кома и хвост), достигающая размеры нескольких десятков миллионов километров. По характеру орбит кометы делятся на короткопериодические (орбита - небольшой эллипс), долгопериодические (орбита - вытянутый эллипс), параболические или гиперболические (не замкнутая орбита -после сближения с Солнцем комета больше не возвратится вновь). Вследствие вытянутости орбит долгопериодические кометы (а их большинство) лишь раз в несколько десятков лет с ... Читать дальше »

Переменные звезды (Часть 4)

Другой способ, наиболее рекомендуемый к использованию более опытным наблюдателям, был предложен Неландом и С.Н. Блажко. В отличие от метода Пиккеринга, в этом методе интервал блеска между звездами сравнения делится не на десять, а на то число частей (степеней), которое реально может оценить наблюдатель. К примеру, интервал блеска между переменной v и более слабой звездой сравнения Ь вдвое больше, чем между v и а. Оценив интервал блеска между a b v в 3 степени, мы записываем оценку как a3v6b. Ряд наблюдений, полученный методом Нейланда-Блажко, можно обработать статистическими методами, но начинающим наблюдателям легче всего определять текущий блеск переменной по тому же принципу, что и в методе Пиккеринга. Хотя точность визуальных оценок блеска у начинающих наблюдателей равна, в среднем, 0.2т, со временем она увеличивается в 2-3 раза.

Наиболее точный и доступный метод оценки блеска был предложен А.Н. Волоховым (Москва) и независимо от нег ... Читать дальше »

Переменные звезды (Часть 3)

Долгопериодические переменные имеют периоды изменения блескаот 80 до 1000 дней и амплитуды блеска от 2,5 до 11т.Сейчас в каталогах зарегистрировано более 5000 мирид.К правильным пульсирующим переменным относятся звезды типа РРЛиры - переменной звезды, расположенной левее и выше Веги. БлескRR Лиры меняется с 7,1т до 8,1т за период около половины суток -13ч 36м. Звезды типа РР Лиры являются гигантами желтовато-белого цвета с температурой поверхности 8000К, на 1-2 тыс. К выше чем у Цефеид. Периоды изменения блеска переменных типа RR Лиры лежат в пределах от 5 часов до 1,2 суток, а блеск изменяется в пределах от 0,2т до 2,0м.

Существует обширный класс полуправильных переменных звезд, период которых меняется. Как и мириды, это красные гиганты с низкой температурой поверхности, но амплитуда изменения блеска у них не превышает 2т. Периоды изменения блеска у полуправильных переменных лежат в пределах от 30 до 1000 суток. Наблюдение переменн ... Читать дальше »

Переменные звезды (Часть 2)

Особую важность для астрономии представляют переменные типа 5 Цефея, называемые "цефеидами".

Переменность звезды 5 Цефея была открыта в 1784 г. глухонемым английским любителем астрономии Джоном Гудрайком (1764-1786). Правильная пульсирующая переменная 5 Цефея изменяет свой блеск с 3.5т до 4.4т с периодом 5, 366 суток. Во время пульсации, ее радиус, в среднем равный 40 радиусам Солнца, изменяется на четыре радиуса Солнца. Классические цефеиды являются желтыми сверхгигантами, имеют периоды пульсации от 1 до 70 суток (в среднем, 7 суток) и амплитуды изменения блеска от 0,1т до 2,0т. Кривая блеска цефеид отличается довольно резкими пиками и следующими за ними более пологими спадами блеска. Еще в начале XX века было установлено, что период изменения блеска цефеид зависит от потока излучения, излучаемого ими. Благодаря этому стало возможно оценивать расстояния до цефеид по периоду изменения блеска. Поскольку цефеиды - звезды-сверхгиганты, их м ... Читать дальше »

Переменные звезды (Часть 1)

Еще в средние века арабские астрономы обратили внимание на звезду Бета Персея. Время от времени она становилась ярче, а затем снова тускнела. Поэтому ее и назвали Аль Гуль - демоном. Лишь в 1667г. переменность этой звезды была установлена в Европе итальянским астрономом Монтанари. Ранее, в 1639г. молодой астроном Хольварда обнаружил переменность у звезды Омикрон Кита. За необычайное падение блеска со 2й до 10 величины в течение длительного срока (более года) ее назвали Мирой , т.е. Дивной. Постепенно на небе стали обнаруживать все больше и больше переменных звезд. Начиная с 90х годов прошлого столетия переменные звезды стали искать специальными способами. На сегодняшний день каталогизировано уже около 35000 переменных звезд. Более 40 переменных доступны наблюдениям невооруженным глазом. Число их возрастает при использовании самого простого бинокля.